Сверхрассеянные галактики формируются из обычных под действием лобового обдирания

Рис. 1. Камертон Хаббла. Эдвин Хаббл предположил, что галактики появляются в виде сферически симметричных облаков (эллиптические галактики типа E0), а затем из-за имеющегося вращательного момента сплющиваются и вытягиваются, становясь дисковыми (галактики типа S0). Далее они приобретают спирали, которые сходятся либо в центральной точке (верхний рукав), либо в вытянутой перемычке (нижний рукав). Эта эволюционная теория успела безнадежно устареть еще при жизни Хаббла. Рисунок с сайта en.wikipedia.org

Сверхрассеянные галактики были открыты совсем недавно — около 30 лет назад. Это довольно крупные галактики, в которых очень мало звезд: размером они в среднем с наш Млечный Путь, а звезд в них раз в 100 меньше. Из-за этого они тусклые и до недавнего времени их толком невозможно было наблюдать. Современная техника позволяет изучать эти уникальные космические объекты, поэтому сейчас сверхрассеянные галактики привлекают повышенное внимание астрономов. С ростом числа примеров стало понятно, что сверхрассеянные галактики не вписываются в существующие сценарии эволюции галактик: не было ясно, откуда они берутся, и что с ними происходит в дальнейшем. В недавней работе международной группе астрономов, в которую входят и сотрудники ГАИШ им. П. К. Штернберга МГУ, удалось ответить на эти вопросы. Авторы смогли идентифицировать 16 галактик, которые подходят на роль предков сверхрассеянных галактик и карликовых эллиптических галактик. Оказалось, что изначально это были обычные галактики, которые попали в галактические скопления. В результате взаимодействия с межгалактической плазмой — так называемого лобового обдирания — они лишились большей части своего газа, то есть остались без материала для формирования новых звезд. Эти наблюдения позволили построить модель, которая полностью описывает жизненный путь сверхрассеянных галактик.

Как-то в одной школе ученики выпустили поросят с нарисованными на спинах номерами 1, 2 и 4. Поймав этих троих, учителя еще долго искали несуществующего поросенка под номером 3. Байка о таком розыгрыше давно бродит по интернету (есть свидетельства, что кто-то пытался претворить его в жизнь). Розыгрыш построен на том, что люди чувствуют подвох, если в последовательности с известным шагом (здесь это ряд натуральных чисел) зияет явная дыра. И естественная реакция — либо найти недостающего поросенка, либо объяснить, почему его нет. Природа тоже иногда «разыгрывает» ученых, подкидывая им такие последовательности с пропавшими звеньями.

Например, астрономы хорошо знают, что звезды не любят летать поодиночке, а обычно собираются в группы (речь, конечно, о больших масштабах расстояний). Традиционно группы из десятков и сотен звезд называются рассеянными скоплениями, группы, в которых число звезд лежит в пределах от нескольких тысяч до нескольких миллионов, называются шаровыми скоплениями, а группы, в которых больше сотни миллионов звезд, — галактиками. Логично спросить: а где же группы с десятками миллионов звезд? (Корректнее, конечно, спрашивать про массу скопления, но сейчас это неважно.)

Длительное время примеров таких групп не было известно и перед астрономами стояла задача — нужно было либо их найти (как того поросенка), либо доказать, что таких групп во Вселенной существовать не может. Она решилась примерно за полвека: активные поиски привели к открытию как более массивных шаровых скоплений (было показано, что в скоплении Омега Центавра не менее десяти миллионов звезд), так и совсем небольших галактик (рекордсмен тут — карликовая галактика Segue 2, в которой всего полмиллиона звезд). В последнее время, кстати, такие галактики открывают и изучают очень активно (про одну из них рассказано в новости В центре ультракомпактной карликовой галактики найдена сверхмассивная черная дыра, «Элементы», 31.08.2018). То есть в данном случае дело было в недостаточной выборке и трудностях наблюдения: сверхмассивные звездные скопления очень редки, а маломассивные галактики очень тусклы. Провал, разделяющий скопления и галактики, исчез, но возникла новая проблема — как все-таки отличать эти типы объектов. Среди астрофизиков был устроен опрос, а потом вышла и статья о том, что же на самом деле определяет галактику (нужно учитывать множество дополнительных факторов: наличие темной материи, собственных галактик-спутников, неоднократные вспышки звездообразования и т. д.) и где нужно проводить границу между скоплениями и галактиками (D. A. Forbes, P. Kroupa, 2013. What Is a Galaxy? Cast Your Vote Here).

Похожая история и с черными дырами. Известно, что существуют черные дыры с массами до десяти солнечных. Они формируются в результате взрыва массивных звезд в конце их жизни. Существуют и сверхмассивные черные дыры c массами от ста тысяч солнечных, которые сидят в центре большинства галактик (см. Черная дыра галактики M87: портрет в интерьере, «Элементы», 14.04.2019). Но вот с промежуточными дырами, которые бы заняли собой зияющий провал масс в целых четыре порядка, до сих пор большие проблемы. Рождение отдельных черных дыр промежуточных масс находят гравитационно-волновыми детекторами (см. Зафиксирован гравитационно-волновой след от рождения черной дыры промежуточной массы, «Элементы», 07.09.2020), но вопрос, имеется ли сколько-нибудь значительное количество таких дыр сейчас и существовали ли они когда-нибудь в прошлом, остается открытым (ответ на него очень важен, например, для понимания механизмов формирования сверхмассивных черных дыр в ранней Вселенной).

Еще об одном из недостающих звеньев в непрерывной последовательности характеристик пойдет речь дальше.

Начать нужно с 1920-х годов, когда Эдвин Хаббл, фактически, увеличил для человечества размеры Вселенной в миллионы раз — он доказал, что она не ограничивается нашей Галактикой. Наблюдая за цефеидами в Туманности Андромеды, он определил, что она находится на расстоянии 2,5 млн световых лет от нас, — это слишком далеко, чтобы быть частью Млечного Пути. Значит, это другая галактика, и в ней горят такие же звезды, как и в нашей. Эти наблюдения Хаббл провел еще в 1924 году, но из-за того, что в научной среде у него было много критиков, сообщение об открытии сначала было опубликовано в газете The New York Times. В научном журнале статья появилась лишь в 1929 году (E. P. Hubble, 1929. A spiral nebula as a stellar system, Messier 31).

Вслед за Андромедой были «открыты» десятки других галактик. Оказалось, что астрономы давно видели их, но, не умея определять расстояния, считали эти «размытые облачка» туманностями, принадлежащими Млечному Пути. Чем больше галактик удавалось обнаружить, тем сильнее бросалось в глаза, какими разными они бывают (астрономы говорят о разной морфологии). Конечно же, интересно было выяснить, сколько вообще есть различных типов и почему галактики такие разные?

Первый шаг в изучении новых объектов (любой природы) — это классификация. Первую классификацию галактик предложил все тот же Эдвин Хаббл, разделив галактики на три типа: эллиптические (похожие на вытянутое яйцо, без внутренних особенностей), спиральные (есть хорошо видные спиральные рукава, закрученные вокруг центральной части) и линзовидные (промежуточный тип). Он же остроумно предложил свой вариант эволюции: галактики изначально формируются в виде эллиптических облаков, их структура со временем усложняется, появляется плоский галактический диск и в некоторых случаях выделяются спирали, механизм образования которых был тогда еще не ясен.

Довольно скоро стало понятно, что хотя классификация с точки зрения морфологии галактик получилась очень удачной, в ее интерпретации Хаббл не прав. Выяснилось, что в эллиптических галактиках в основном находятся старые звезды, в то время как в спиральных есть много молодых звезд. Значит, эллиптические галактики никак не могли быть предками спиральных. Кроме того, со временем было открыто множество галактик, непохожих ни на спиральные, ни на эллиптические, — их тоже надо было как-то встроить в более общую морфологическую классификацию.

Развитие наблюдательной техники позволило узнать о галактиках много нового: их спектр, излучение в радио- или рентгеновском диапазонах, а в самых близких галактиках — даже увидеть отдельные звезды. Так постепенно линейная теория эволюции, предложенная Хабблом и основанная только на морфологии, сменилась более сложной, в которой галактики взаимодействуют друг с другом, с плазмой, с падающим на них межгалактическим газом и действующим в них самих активных ядрах (подробнее про современные представления об эволюции галактик рассказано в новости Что мы узнали об эволюции галактик за последние 20 лет, «Элементы», 17.08.2018). При этом одномерная классификация уступила место многомерным пространствам характеристик, в которых множество известных галактик более-менее равномерно распределяется по доступным координатам, таким как звездная или полная масса, возраст, размер, металличность, масса и активность сверхмассивной черной дыры, темп звездообразования, цвет, сила эмиссионных линий в спектре, и т. д.

Приведем несколько примеров таких распределений.

На рис. 2 показана «Основная последовательность» звездообразующих галактик, в которой они располагаются в зависимости от своей звездной массы и скорости звездообразования. Линейные зависимости (разные для разных типов галактик) протянулись из нижнего левого угла в правый верхний. Вероятность найти одинокую галактику в пустых углах графика исчезающе мала.

Рис. 2. «Основная последовательность» галактик. По вертикальной оси отложен темп звездообразования, по горизонтальной оси — масса. По своей природе галактики на этом графике делятся на несколько групп: галактики с активным звездообразованием (синие, их больше всего), галактики, в которых новые звезды почти не формируются (красные), галактики, переходящие из стана звездообразующих в лагерь мертвых (зеленые), а также «экстремальные» галактики со взрывным темпом звездообразования (фиолетовые). Для каждой из этих групп имеется непрерывная линейная зависимость (для каждой группы своя) между массой и количеством новых звезд. По мере исчерпания запасов газа галактики переходят из одной группы в другую, спускаясь сверху вниз на графике и обеспечивая непрерывность между группами. Рисунок с сайта candels-collaboration.blogspot.com

Фундаментальная плоскость эллиптических галактик (рис. 3), связывает уже три параметра: эффективный радиус галактики, ее поверхностную яркость и дисперсию скоростей звезд в ней. Эта плоскость, опять же, показывает, что существует закономерность: чем галактика больше, тем она ярче и тем хаотичнее движутся звезды в ней. Трудно найти галактику, которая будет лежать далеко от этой плоскости, и наоборот, если вы нашли новую эллиптическую галактику, то скорее всего уже известны сотни других галактик, похожих на нее.

Рис. 3. Компьютерная симуляция фундаментальной плоскости эллиптических галактик. В логарифмических масштабах отложены эффективный радиус (\(R_e\)), дисперсия скоростей (\(\sigma_0\)) и средняя поверхностная яркость (\(L_r\)). Точками указаны отдельные галактики из симуляции, а поверхность зеленоватого цвета показывает усредненное положение всей фундаментальной плоскости. Рисунок из презентации S. P. Driver. Galaxy Dynamics (Basic)

На BPT-диаграмме (BPT diagram), которая названа по первым буквам фамилий предложивших ее астрономов (J. A. Baldwin, M. M. Phillips, R. Terlevich, 1981. Classification parameters for the emission-line spectra of extragalactic objects), галактики распределяются по силе своих эмиссионных линий (рис. 4). Это позволяет отделить «тихие» галактики от галактик с активными ядрами, в которых основной вклад в яркость дает сверхмассивная черная дыра в центре.

Рис. 4. BPT-диаграмма, позволяющая отделить обыкновенные звездообразующие галактики (голубые точки) от галактик с активными ядрами (красные точки). По вертикальной оси отложено отношение яркости спектральной линии кислорода к водородной линии Hβ серии Бальмера, по горизонтальной оси — отношение намного более редкой линии азота к водородной линии Hα серии Бальмера. Серыми точками указаны композитные галактики — в них присутствует активное ядро и формируются новые звезды. Этот серый участок еще раз подчеркивает мысль об условности многих классификаций и непрерывности перехода одних процессов в другие. Рисунок с сайта astrobites.org

Все эти разные графики схожи в одном — распределения непрерывны, то есть в них нет совсем уж обособленных областей, в которых сидели бы, как на острове, какие-то совсем уж уникальные галактики. И тут мы возвращаемся к нашим «поросятам». Если такие «изгои» будут обнаружены, то каждый занимающийся галактиками астроном захочет сделать две вещи: во-первых, — как-то заполнить ведущий к ним провал (найдя недостающие промежуточные галактики, которые перекинут мостик от одной группы к другой), во-вторых, — понять, как эти галактики туда попали (были ли они с самого начала уникальными и всегда отличались от своих собратьев, либо какие- то процессы сильно изменили их на ранней стадии, выкинув их на обочину области параметров).

Сверхрассеянные галактики (ultra diffuse galaxy, UDG) были именно такими «изгоями». Только недавно удалось пролить свет на их историю и связать UDG с обычными галактиками. Сверхрассеянные галактики обнаружили всего 30 лет назад. Это довольно крупные галактики размером с наш Млечный Путь, но в них в сто раз меньше звезд. Хотя сейчас таких галактик известно несколько сотен, их «генеалогия» изучена очень плохо — они не вписываются в достаточно стройную картину галактической эволюции. Их изучением занимаются в том числе астрономы ГАИШ МГУ (см. В центре ультракомпактной карликовой галактики найдена сверхмассивная черная дыра, «Элементы», 31.08.2018).

Следует отметить, что совершенствование телескопов и техники наблюдений в последние десятилетия привело к открытию совершенно новых типов галактик, которые раньше были либо вообще невидимы (вроде UDG), либо их полные размеры были неправильно измерены (например, гигантские галактики низкой поверхностной яркости, по своим размерам и массе значительно превосходящие Млечный Путь, см. Гигантские галактики низкой яркости формируются за счет вещества своих компаньонов?, «Элементы», 21.04.2021). Это еще раз говорит о важности построения общей эволюционной картины для галактик.

Несмотря на всё разнообразие красивых названий типов галактик, часть из которых использована в этой статье (сверхрассеянные, эллиптические, карликовые эллиптические, галактики-медузы, дисковые, линзовидные), а еще большая часть не использована (сейфертовские, лаймановского скачка, карликовые сфероидальные, квазары, блазары, с противовращением, с полярным кольцом, неправильные и т. д.), нужно помнить, что все эти названия зачастую условны. Появлялись они во многом в силу исторических причин по мере открытия и нужны ученым для того, чтобы разобраться в непрерывном «пространстве» галактик, где один класс плавно перетекает в другой, а некоторые галактики даже могут принадлежать к нескольким типам одновременно.

Предполагалось, что UDG — это «неудавшиеся» галактики, которые начали формироваться в областях повышенной концентрации темной материи (по современным представлениям так формируются все галактики), но быстро растеряли весь газ. Если сильно упростить, то можно сказать, что зарождающаяся галактика состоит из двух компонентов — темной материи и газа, причем темная материя отвечает за размеры будущей галактики, а газ отвечает за количество звезд в ней. Такое предположение в первом приближении объясняло появление сверхрассеянных галактик, хотя никто не мог точно ответить на важный вопрос: а куда, собственно, делся газ?

Выдвигались разные гипотезы, основанные на механизмах, уже наблюдавшихся в других галактиках. Отсутствие больших запасов газа в UDG пытались объяснить и приливными гравитационными взаимодействиями между пролетающими парами галактик (J. E. Gunn, J. R. Gott III, 1972. On the Infall of Matter Into Clusters of Galaxies and Some Effects on Their Evolution), и при помощи звездных ветров, порожденных многочисленными вспышками сверхновых внутри галактики, которые вымели весь газ наружу (A. Dekel, J. Silk, 1986. The Origin of Dwarf Galaxies, Cold Dark Matter, and Biased Galaxy Formation), и через обдирание холодного газа горячей межгалактической плазмой, заполняющей пространство в скоплениях галактик (B. Moore et al., 1996. Galaxy harassment and the evolution of clusters of galaxies).

Рис. 5. Зависимость характерных размеров галактик и звездных скоплений от абсолютной звездной величины. Этот график взят из статьи, в которой было заявлено об открытии нового класса объектов — тех самых сверхрассеянных галактик (P. van Dokkum et al., 2015. Spectroscopic Confirmation of the Existence of Large, Diffuse Galaxies in the Coma Cluster). Серыми точками внизу слева обозначены известные звездные скопления (GCs и ECs), в центре и вверху справа — различные классы карликовых галактик, а также гигантские эллиптические галактики (gEs). Красные точки вверху — это как раз сверхрассеянные галактики, которые было предложено выделить в отдельный класс из-за их уникальных характеристик. Кажется, что эти галактики не сильно отличаются от своих серых соседей, но у этого графика логарифмические шкалы, то есть при одной и той же яркости UDG-галактики в среднем в десять раз больше, чем, например, карликовые эллиптические галактики, расположенные на графике сразу под ними

Ни один из этих процессов не наблюдался в UDG-галактиках напрямую, так что гипотезы оставались гипотезами, а сверхрассеянные галактики — загадочными галактиками. Однако была важная зацепка — подавляющее большинство сверхрассеянных галактик находятся не в изоляции, а принадлежат тому или иному скоплению галактик.

Наблюдательное исследование объектов в астрономии традиционно идет двумя путями: надо либо искать новые подобные объекты, либо более детально исследовать уже имеющиеся. И то, и другое в случае с UDG крайне затруднительно, ведь их поверхностная яркость (для протяженных объектов используется именно такая величина — это звездная величина, деленная на угловую площадь) меньше яркости ночного неба и поэтому изучение таких галактик требует долгих наблюдений на мощных телескопах, специальных алгоритмов обработки изображений и, конечно, некоторой удачи. Альтернативным и более многообещающим подходом кажется поиск потенциальных предков сверхрассеянных галактик. Но чтобы этот подход сработал, нужно, во-первых, научно обосновать, какие именно галактики следует считать предками, а во-вторых, эти предки должны легче обнаруживаться.

Именно этим путем пошла международная группа астрономов, куда в том числе входят сотрудники ГАИШ им. П. К. Штернберга Игорь Чилингарян, Антон Афанасьев, Иван Катков и Кирилл Гришин (студент на момент подачи статьи в журнал, он указан первым автором, то есть внес определяющий вклад в работу). Используя архивные данные оптического обзора SDSS, ученые нашли 11 галактик в скоплениях Волос Вероники и Abell 2147, сходных по размерам и поверхностной яркости с UDG, но с важным отличием: хотя в них и не было активного звездообразования, голубые цвета этих галактик свидетельствуют о большом количестве молодых, только недавно появившихся звезд. Значит звездобразование в этих 11 галактиках только закончилось.

Рис. 6. Галактики в скоплении Волос Вероники, выбранные для исследования. Их голубой цвет говорит об изобилии молодых звезд. Масштабный отрезок в каждой врезке соответствует расстоянию 10 килопарсек, это немного больше 30 000 световых лет (для сравнения — диаметр Млечного Пути составляет ~100 000 световых лет). Рисунок из обсуждаемой статьи в Nature Astronomy

Возникла гипотеза, что впервые удалось наблюдать предков UDG-галактик, и ее следовало проверить. Важная особенность, облегчившая работу: молодые звезды обычно яркие, а значит эти галактики проще наблюдать: на получение изображений сравнимого качества для галактики из выборки телескоп потратит примерно в 10 раз меньше времени по сравнению с классической UDG.

Первичный анализ данных показал, что у большинства из этих 11 галактик есть еще одна общая деталь. Летя сквозь скопление галактик, они оставляют за собой протяженный хвост, в котором как раз идет активное звездообразование. Такие «хвостатые» галактики были известны давно, для них даже придумали особое название: «галактики-медузы» (jellyfish galaxy).

Рис. 7. Инфракрасный снимок галактики-медузы, с которой горячая межгалактическая плазма срывает часть газа. В этом газовом хвосте, остающимся за галактикой, начинается активное звездообразование (оранжевые узелки под диском галактики). Изображение с сайта eso.org

Собрав все имеющиеся данные с разных телескопов — наземных и оптических, — которые наблюдали выбранные галактики, группа получила звездные величины каждой из них примерно в 10 различных фильтрах (от ближнего ультрафиолетового до ближнего инфракрасного диапазона). Этого в принципе достаточно, чтобы прикинуть массу, возраст и динамику движения звезд в галактиках. Но для такой небольшой выборки настолько удаленных галактик (скопление Abell 2147 находится от нас в 330 млн св. лет, а скопление Волос Вероники — в 490 млн св. лет) хочется иметь более надежные сведения, поэтому часть галактик наблюдали на спектрографах, установленных на 6,5-метровом телескопе обсерватории MMT (Аризона, США) и 8-метровом телескопе Gemini North (Гавайи, США). Кроме того, авторам улыбнулась удача и они нашли в этих двух скоплениях еще пять галактик с похожими хвостами, которые также были добавлены в выборку. Эти пять галактик были слишком тусклыми, чтобы попасть в обзор SDSS, но авторы постарались использовать все доступные на сегодняшний день базы данных.

Сравнивая цвета (напомню, что речь не только про оптический диапазон, но и про ИК- и УФ-цвета) всех шестнадцати галактик, составляющих полную выборку, астрономы смогли во многом воссоздать их историю. Почти во всех галактиках звезды явно делятся на две группы: старые красные, сопоставимые по возрасту с самой галактикой, и новые голубые, появившиеся в результате мощной вспышки звездообразования. В каждой галактике вспышка как началась, так и закончилась очень резко, что говорит о каком-то едином событии, затронувшем всю галактику. Именно в этот короткий период (по астрономическим меркам) в них появилось в среднем около 30% всех звезд, на что ушло больше 60% свободного газа. Это лишило галактики большей части строительного материала для новых звезд (образование звезд — крайне неэффективный процесс в том смысле, что далеко не весь газ собирается в звезды, поэтому удаление половины газа из галактики может остановить этот процесс в принципе). Скорости движения звезд в этих галактиках свидетельствуют о высокой доле (от 70% до 95%) темной материи в их массе. Это больше обычной доли темной материи в галактиках, то есть они правда «задумывались» как полноценные галактики.

Что еще стало известно об их прошлом? Прекращение звездообразования скорее всего связано с лобовым давлением (см. Ram pressure, также используется термин «лобовое обдирание»). Суть этого эффекта такова. Когда молодая галактика влетает в скопление, часть газа в ней, сталкиваясь с межгалактической плазмой, уплотняется и сильно перемешивается. Это запускает мощную, но короткую вспышку звездообразования, а часть газа выметается, формируя тянущийся за галактикой хвост. Важен и угол, под которым галактика влетает в скопление: при движении прямо к его центру лобовое сопротивление плазмы очень сильно, газ выметается из галактики быстро и в итоге запускается лишь незначительное звездообразование и почти не формируется хвост. Такие галактики должны быть еще тусклее обычных UDG, что делает совсем призрачными шансы на их обнаружение нынешним поколением телескопов. Авторам удалось даже измерить градиент (плавное изменение) времени прекращения звездообразования в дисках галактик из выборки — он совпадал с направлением движения галактики в скоплении. То есть та сторона галактики, которая первой влетела в скопление и подверглась лобовому обдиранию, в среднем содержит более старые звезды, чем другая сторона.

А что можно сказать про будущее этих галактик? Используя численное моделирование, можно предсказать их судьбу. Астрономия хорошо разбирается в том, как эволюционирует звезда известной массы: более-менее надежно известны почти все ее характеристики от времени, которое требуется на формирование и запуск ядерной реакции в ядре, до цвета и размера на финальной стадии эволюции. Таким образом, если известны возраст и масса всех звезд в галактике, то можно построить точную модель, которая позволит взглянуть на галактику через год, миллион, миллиард и даже 10 миллиардов лет. Понятно, что даже в карликовой галактике около миллиарда звезд и каждую измерить невозможно, но данных, собранных авторами, оказалось достаточно, чтобы с неплохой точностью смоделировать будущее галактик из выборки.

Получилось, что в случае пассивной эволюции (догорание уже существующих звезд без образования новых и без столкновений с другими галактиками) за следующие 10 миллиардов лет часть темной материи будет утеряна при взаимодействии с более массивными галактиками скопления. А это раздует наши галактики на 25%. Произойдет это из-за того, что свойства темной материи отличаются от привычной нам барионной материи: гало темной материи одновременно и простирается дальше самых удаленных звёзд галактики, и сильнее сконцентрировано в ее центре. Говоря научным языком, гравитационный потенциал у темной материи более крутой чем у барионной. При этом темная материя своим тяготением увлекает за собой звезды, которые тоже сильнее концентрируются ближе к ядру галактики. Но если темной материи становится меньше, то гравитационный потенциал галактики выполаживается и звездам становится проще расползаться к ее окраинам. В результате звездная масса не изменяется, а поверхностная яркость падает. Также уменьшается дисперсия скоростей и даже звездная металличность (то есть процентное содержание элементов тяжелее водорода в звездах). Последнее выглядит контринтуитивно, но если сейчас большой вклад в общую металличность вносят появившиеся во время последней вспышки звездообразования молодые массивные звезды, то через 10 миллиардов лет от них не останется и следа и металличность будет в основном определяться старыми небольшими звездами с низкой металличностью, которые появились вместе с самой галактикой и для которых какие-то 10 миллиардов лет — не срок.

Рис. 8. Слева — соотношение дисперсии скоростей и светимости (соотношение Фабер — Джексона). Справа — соотношение «металличность — светимость». Согласно модели, построенной авторами обсуждаемой статьи, галактики из выборки будут эволюционировать из области обычных маломассивных галактик (серое облако в правом верхнем углу) в сторону карликовых эллиптических (зеленые звездочки) и сверхрассеянных галактик (красные точки), где и останутся, не достигнув области еще более экстремальных карликовых сфероидальных галактик. Начало каждой стрелки показывает текущее положение галактики, конец — ее положение через 10 миллиардов лет. Рисунок из обсуждаемой статьи в Nature Astronomy

Если представить это изменение параметров галактик на графиках в классических координатах (например, описывающих закон Фабер — Джексона, рис. 8, слева), то будет видно, что эволюция со временем приведет семь из первичной выборки в 11 галактик в ту область, которую сейчас занимают UDG, а оставшиеся четыре — в область чуть более массивных и ярких карликовых эллиптических галактик.

Примечательный (и ни в коем случае не побочный) результат работы состоит в том, что и карликовые эллиптические галактики (dE), чья «генеалогия» тоже была не до конца ясна, вписались в общий эволюционный сценарий. Сама идея связи UDG- и dE-галактик не нова (C. J. Conselice, 2018. Ultra Diffuse Galaxies are a Subset of Cluster Dwarf Elliptical/Spheroidal Galaxies), но именно в обсуждаемой статье гипотеза была подтверждена наблюдательно. К какому конкретному типу станут принадлежать галактики, захваченные гравитацией скопления, зависит от их первоначальной массы: те, что полегче, станут UDG, те, что чуть массивнее — карликовыми эллиптическими.

Благодаря обсуждаемой работе мы теперь можем реконструировать весь жизненный цикл UDG-галактики (рис. 9). Она должна была появиться вне какого-либо скопления как обычная карликовая или просто маломассивная дисковая галактика (таких очень много) с неторопливым, достаточно постоянным темпом звездообразования (скажем, 10 звезд в год), которая под действием гравитации была притянута в скопление. При этом часть ее галактического газа уносится прочь лобовым обдиранием (из которого образуется галактический хвост, делающий галактику похожей на медузу), а часть под действием этого же обдирания начинает уплотняться и собираться в протозвезды, запуская вторую, самую мощную и последнюю вспышку звездообразования (до сотни новых звезд в год). Эта галактика имеет высокую тангенциальную скорость, то есть никогда не попадет в центр скопления, где ее могут разрушить приливные силы.

Рис. 9. Пунктирной линией показан вероятный сценарий формирования сверхрассеянной галактики: маломассивная дисковая галактика попадает в гравитационное поле скопления галактик. Лобовое давление выметает часть газа, запуская звездообразование как в диске, так и в появившемся «хвосте». По мере исчерпания запасов газа звездообразование затухает, хотя новые звезды еще горят, окрашивая галактику в голубой цвет (галактики именно на такой стадии своей жизни были исследованы в обсуждаемой работе). На последнем, самом продолжительном и бессобытийном этапе галактика теряет свои морфологические особенности, потихоньку тускнеет и становится типичной сверхрассеянной галактикой. Рисунок с сайта msu.ru

Со временем, когда галактика пройдет через все промежуточные стадии, какие-либо особенности ее морфологии (спирали, перемычки), если изначально и были, исчезнут, а новые звезды, если и будут формироваться, то намного реже, чем даже в Млечном Пути (сейчас в нашей Галактике формируется в среднем одна звезда в год). В результате галактика потускнеет и «распухнет», то есть ее звезды будут меньше концентрироваться в центре и расползутся по окраинам, где и продолжат неторопливо доживать свою жизнь. А ее саму астрономы с далекой планеты отнесут к редкому для них типу сверхрассеянных галактик.

Источник: Kirill A. Grishin, Igor V. Chilingarian, Anton V. Afanasiev, Daniel Fabricant, Ivan Yu. Katkov, Sean Moran & Masafumi Yagi. Transforming gas-rich low-mass disky galaxies into ultra-diffuse galaxies by ram pressure // Nature Astronomy. 2021. DOI: 10.1038/s41550-021-01470-5.

Марат Мусин